náhled|Astronaut Harrison Schmitt z Apolla 17 stojící vedle balvanu v údolí Taurus-Littrow. Harrison Schmidt byl jediným geologem respektive vědcem, který se kdy dostal na Měsíc. Snímek NASA. náhled|Měsíční meteorit nazvaný ALHA 81005. Jedná se o první nalezený meteorit, u kterého bylo dokázáno, že pochází z Měsíce. náhled|Měsíční vulkanické sklo (mikrofotografie)
Geologie Měsíce (někdy nazývaná selenologie, i když tento pojem se spíše vztahuje na obecnější „vědu o Měsíci“)Selenologie je věda zabývající se vznikem, stavbou a utvářením Měsíce. Geologie Měsíce se od geologie Země se velmi liší. Měsíc nemá téměř žádnou atmosféru a žádné významné objemy vody, čímž mizí vliv eroze působením počasí, a nemá žádnou formu tektonických desek a projevů deskové tektoniky, protože je již vychladlý. Komplikovaná morfologie měsíčního povrchu byla utvořena kombinací procesů, mezi které patří hlavně tvorba impaktních kráterů a sopečná činnost. Měsíc je vnitřně diferencovaný, lze rozlišit kůru, plášť a jádro.
Geologický výzkum Měsíce se opírá o kombinaci pozorování povrchu Měsíce ze Země teleskopy, měření fyzikálních vlastností ovlivněním oběhu kosmických lodí a sond, o měsíční vzorky a geofyzikální data. Z několika lokalit byly přímo sebrány vzorky během amerického programu Apollo, probíhajícího koncem šedesátých let a začátkem let sedmdesátých 20. století. Tak se na Zem dostalo 381,7 kilogramů měsíčních hornin, většina je uložena v Lunar Receiving Laboratory v Houstonu. Dalších 300 g se získalo během průběhu sovětského programu Luna. Měsíc je jediné mimozemské těleso, u kterého má člověk vzorky se známou geologickou souvislostí. Tedy že je známo přesné místo odběru a jejich pozice vůči okolí. Několik měsíčních meteoritů bylo nalezeno také na Zemi, ale jejich zdrojové krátery na Měsíci jsou neznámé. Značná část měsíčního povrchu nebyla prozkoumána, a řada geologických otázek zůstává nezodpovězených.
Složení Mezi chemické prvky, o nichž je známo, že se nachází na měsíčním povrchu v regolitu patří kyslík (40 %), křemík (20 %), železo (12 %), vápník (8,5 %), hořčík (4,8 %), hliník (7,3 %) a titan (4,5 %). Zdá se, že uhlík (C) a dusík (N) jsou přítomny jen v množstvích uložených díky slunečnímu větru. Data z neutronového spektroskopu sondy Lunar Prospector naznačují ještě přítomnost vodíku (H) soustředěného na pólech.
Vnitřní stavba náhled|Vnitřní stavba Měsíce náhled|Formování měsíční kůry Současné modely vnitřní stavby Měsíce byly odvozeny z údajů seismometrů zanechaných během programu Apolla a z měření změn gravitačního pole při oběhu kosmických sond a lodí kolem Měsíce.
Hmotnost Měsíce dostačuje k tomu, aby se vyloučila existence nějakých větších dutin uvnitř Měsíce. Jeho nízká hustota (~3344 kg·m−3) ukazuje na malý obsah kovových prvků.
Měsíční jádro Z momentu setrvačnosti lze odvodit, že Měsíc má pravděpodobně železné jádro, které má poloměr menší než 350 km.Stavba nitra Měsíce Neexistence vlastního magnetického pole kolem Měsíce ukazuje, že jádro by mělo být celé pevné. Studie librací Měsíce (malých odchylek od jeho rotace) naopak ukazují, že jádro je ještě tekuté. Velikost poloměru měsíčního jádra dosahuje asi čtvrtinového poloměru Měsíce, na rozdíl od většiny terestických planet a měsíců, které mají železná jádra dosahující asi polovičního poloměru než je poloměr celého tělesa. Malé měsíční jádro vysvětluje teorie velkého impaktu, která popisuje, jak Měsíc vznikl.
Měsíční plášť Rozbor hornin dopravených během programu Apollo vede k hypotéze, že velká část Měsíce byla jednou roztavena. Současné modely ukazují, že k roztavení muselo dojít krátce po vytvoření Měsíce a vzniklý magmatický oceán dosahoval hloubky asi 500 km. Toto číslo ale není s jistotou známo, několik studií uvádí právě 500 km či více.
Jak se magmatický oceán ochlazoval docházelo k postupné krystalizaci. První minerály, které se vytvořily v tomto oceánu byly železnaté a hořčíkové křemičitany olivín a pyroxen. Protože tyto minerály měly větší hustotu než roztavený materiál kolem nich, klesly ke dnu a vytvořily měsíční plášť. Poté, co byla krystalizace asi ze 75 % hotova, začaly vznikat méně husté anortozitické živcové plagioklasy. Ty na hladině plovaly a vytvořily anortozitickou kůru o tloušťce asi 50 km. Ta byla v této době silně bombardována asteroidy. Postupná krystalizace magmatického oceánu vedla k rozlišení měsíčního pláště a měsíční kůry.
Většina magmatického oceánu zkrystalizovala rychle (během asi 100 milionů let nebo méně), ačkoli nakonec zbývající magma bohatá na KREEP, které bylo vysoce obohacené o nestabilní a teplo produkující prvky, mohlo zůstat částečně roztavené několik set milionů (nebo možná 1 miliardu) let. Zdá se, že nakonec magma zůstalo soustředěno v oblasti Oceanus Procellarum a pánve Imbrium (oblasti, kterou v současné zabírá z velké části Mare Imbrium), tyto oblasti se dnes souhrnně nazývají Procellarum KREEP Terrane.
Měsíční kůra náhled|Mapa intenzity gravitačního pole nad povrchem Měsíce. Hnědá barva znázorňuje gravitační „mascony“. Kůra Měsíce je průměrně asi 50 km silná (s odchylkou ±15 km). Na odvrácené straně Měsíce by měla být kůra silnější. Seismologicky byla změřena tloušťka kůry pouze v oblastech přistání Apolla 12 a 14. Zatímco v době misí Apollo byla určena tloušťka kůry v těchto místech asi na 60 km, nedávné přehodnocení naměřených údajů ukazuje na menší hodnotu mezi asi 30 a 45 km. Hustota kůry není všude stejná, bazalty tvořící měsíční moře mají větší hustotu než horniny tvořící měsíční pohoří. To vede k existenci anomálií gravitačního pole. Nad místy se zvýšenou hustotou nazývanými „mascony“ je silnější gravitační pole než je nad pohořími. Nejvíce zastoupenými prvky v měsíční kůře jsou uran, thorium, draslík, křemík, hořčík, železo, titan, vápník a hliník.
Ve srovnání se Zemí má Měsíc jen velmi slabé magnetické pole. Další hlavní rozdíly jsou mezi těmito dvěma tělesy, že Měsíc v současné době nemá dipolární magnetické pole (jaké by bylo vygenerované jeho jádrem), a přítomné magnetické pole pochází z hornin v měsíční kůře.
Jedna z hypotéz předpokládá, že ke zmagnetování kůry došlo v měsíční historii brzy, kdy měl Měsíc ještě vlastní magnetické pole. Problémem této hypotézy však je malá velikost měsíčního jádra na to, aby vytvářelo v minulosti magnetické pole. Není ani vyloučeno, že na objektech bez atmosféry, takových jako je Měsíc, může být přechodné magnetické pole vygenerováno procesy během dopadu asteroidů a komet. Tuto hypotézu podporuje fakt, že nejvíce se zdají být zmagnetovány oblasti blízko okrajů největších impaktních pánví.
Vznik Měsíce Dlouho byl hlavní otázkou původ Měsíce. Rané hypotézy uvažovaly odtržení Měsíce od Země, zachycení Zemí nebo jejich společný vznik. Dnes se všeobecně přijímá Teorie velkého impaktu.
Hypotéza odtržení Tuto hypotézu předložil George Darwin (syn známého biologa Charlese Darwina). Podle ní došlo u rané Země vlivem rychlé rotace a velké odstředivé síly působící na povrch k odtržení části hmoty, z níž později vznikl Měsíc. Obvykle se předpokládalo, že k odtržení došlo v oblasti dnešního Tichého oceánu, který měl takto vzniknout. Dnes je známo, že oceánská kůra tvořící dno Tichého oceánu je nejvýše 200 milionů let stará, zatímco Měsíc je mnohem starší. Tato hypotéza také nevysvětluje velikost momentu setrvačnosti systému Země-Měsíc.
Hypotéza zachycení Podle této hypotézy vznikl Měsíc v jiné části Sluneční soustavy a Zemí byl zachycen. To je však nemožné, protože by muselo dojít buď ke kolizi obou těles, nebo by byl Měsíc po přiblížení „vystřelen“ na jinou trajektorii a od Země by se vzdálil tak, že by se k ní již nikdy nemohl přiblížit. Tato hypotéza k tomu, aby fungovala, potřebuje rozsáhlou atmosféru kolem primitivní Země, která by byla schopna zpomalit pohyb Měsíce předtím, než by unikl. Tato hypotéza může vysvětlit neregulérní satelitní oběžné dráhy některých měsíců Jupiteru a Saturnu, ale ne dvojici Země-Měsíc. Navíc, tato hypotéza těžko vysvětlí podobný kyslíkový poměr izotopů u obou světů.
Hypotéza současného vzniku Země a Měsíce Tato hypotéza předpokládá, že Země a Měsíc vznikly společně jako dvojitý systém při prvotním přirůstání z akrečního disku. Problém s touto hypotézou je, že to nevysvětlí úhlový moment systému Země-Měsíc, ani proč Měsíc má malé železné jádro relativně ve srovnání se Zemí.
Teorie velkého impaktu
V současné době je přijímán vznik Měsíce zahrnující střet dvou protoplanet během raného období vývoje sluneční soustavy. Tuto teorii formuloval již v roce 1940 Reginald Aldworth Daly, kanadský profesor působící na Harvardově univerzitě, ale stala se více známou až v osmdesátých letech 20. století. Tato teorie uspokojivě vysvětluje velikost momentu setrvačnosti soustavy Země-Měsíc a relativně malé kovové jádro Měsíce. Srážky mezi planetesimálami vysvětlují růst planet v rané fázi vzniku sluneční soustavy a nevyhnutelně k nim docházelo i v době, kdy byly planety již téměř vytvořené.
Teorie vyžaduje srážku mezi tělesem o velikosti asi 90 % současné velikosti Země a tělesem o průměru Marsu (polovina poloměru Země a desetiny jeho hmotnosti). Srážející se těleso je někdy označované jako Theia (což byla v řecké mytologii matka Seleny, bohyně Měsíce). Tento velikostní poměr je potřebný, aby vznikl systém s dostatečným momentem setrvačnosti stejným, jako je současné uspořádání. Takový náraz by měl vymrštit dost materiálu na oběžnou dráhu kolem Země, aby nakonec jeho postupné nahromadění vytvořilo Měsíc.
Počítačové simulace této události ukazují, že ke srážce muselo dojít tečně, jakoby došlo k letmému dotyku. To vedlo k tomu, že malá část srážejících se těles se zformovala v dlouhé rameno materiálu, které se pak odtrhlo. Asymetrický tvar Země po srážce pak způsobil, že tento materiál se usadil na oběžné dráze kolem hlavní masy. Energie spojená s touto srážkou by byla obrovská – triliony tun materiálu měly být vypařeny a roztaveny. V některých částech Země teplota vystoupila na hodnotu 10 000 °C.
Tato teorie vysvětluje, proč má Měsíc jen malé železné jádro. Většina železného jádra z Thei se měla spojit s původním jádrem Země. Energie srážky vysvětluje i nedostatek prchavých prvků v měsíčních vzorcích.
Podle původní teorie měla být energie uvolněná během další akrece materiálu na oběžné dráze kolem Země dostatečná k tomu, aby roztavila velkou část Měsíce, což by vedlo ke vzniku magmatických oceánů. Podle novějších výpočtů však nevzniklo z prstence obíhající hmoty jedno těleso, ale tělesa dvě. Tyto „protoměsíce“ se po čase srazily – menší protoměsíc podle této teorie dopadl na tu část druhého tělesa, kterou dnes vidíme jako přivrácenou stranu Měsíce. Vytvořil zde rozsáhlé pánve („měsíční moře“). Tato teorie umožňuje vysvětlit rozdílný vzhled přivrácené a odvrácené strany Měsíce (na odvrácené straně Měsíce se rozsáhlé pánve nevyskytují), což původní teorie vysvětlit nemohla.
Nově vytvořený Měsíc obíhal ve vzdálenosti rovné asi jedné desetině vzdálenosti v níž obíhá nyní a postupně svázal svoji rotaci s oběhem kolem Země tak, že ze Země je vidět pouze jeho přivrácenou stranu. Geologie Měsíce byla od té doby nezávislá na geologii Země. Tato teorie vysvětluje mnoho vlastností systému Země-Měsíc, ale ještě neřeší několik problémů, např. ten, že na Měsíci lze nalézt větší množství těkavých prvků, než by tam podle této teorie mělo být.
Geologická historie
Geologická historie Měsíce byla rozdělena do pěti (případně šesti, při považování raně imbrického období a pozdně imbrického za dvě různé éry) významnějších období, které tak tvoří geologickou časovou osu.
Období přednektarické náhled|Kámen nazvaný Genesis Rock, který nalezla výprava Apolla 15. Jedná se o část měsíční kůry. Začíná před 4,5 miliardami let. Nově utvořený Měsíc se nacházel v roztaveném stavu a obíhal ve vzdálenosti mnohem bližší k Zemi než dnes. Vznikající slapové síly deformovaly roztavené těleso do tvaru elipsoidu s hlavní osou směřující směrem k Zemi.